Методы и результаты наблюдательной радиокосмологии

gzipped PostScript версия здесь, 2005 г.

Начало

Введение

Глава 2

Глава 3

Глава 4

Глава 5

Глава 6

Библиография

Приложения

Оглавление

• 1.1. Проблемы наблюдательной радиокосмологии (6)
  
• 1.1.1. Определение космологических параметров (10)
  
• 1.1.2. Большое Трио (27)
  
• 1.1.3. Резюме (31)
  
• 1.2. Анализ радиоастрономических данных (32)
  
• 1.2.1. Системы анализа данных (33)
  
• 1.2.2. Технологическая цепочка получения астрономического результата (41)
  
• 1.3. Актуальность, цели работы и результаты, выносимые на защиту (45)
  

1.1. Проблемы наблюдательной радиокосмологии

1.1.1. Определение космологических параметров

Рис.1.2. Карта флуктуаций реликтового излучения, построенная по результатам наблюдений спутника WMAP (Bennet et al., 2003).

Рис.1.3. Спектр флуктуаций реликтового излучения, построенный с учетом данных экспериментов COBE, BOOMERanG, MAXIMA, DASI, CBI, ACBAR, FIRS, VSA и др. (Freedman & Turner, 2003).

Таким образом, условия формирования флуктуаций РИ, а, следовательно, и определяющие их космологические параметры, были ``впечатаны'' в спектр мощности этого излучения (см. Рис.1.2 и 1.3), и фактически определили современное состояние Вселенной, что дало возможность даже сравнить их с генетическим кодом (Parijskij et al., 2000a). Тогда спектр мощности вариаций РИ (Рис.1.3), где - номер мультиполя, характеризующего величину, обратно пропорциональную угловому масштабу, может быть описан как функционал, зависящий от космологических параметров (Насельский и др., 2003),

Здесь, в частности, указаны постоянная Хаббла h=H₀/100> км/с/Мпс, плотность барионной материи Ω_b, плотность скрытой массы Ω_CDM, плотность ``темной энергии'' Ω_Λ, плотность массивных нейтрино Ω_ν, показатель спектра адиабатических возмущений n и другие параметры. Полученные современные значения основных параметров такие (данные эксперимента WMAP (Spergel et al, 2003) в сочетании с данными экспериментов CBI, ACBAR и 2dF (Percival et al., 2002)): постоянная Хаббла h=0.71_+0.04^-0.03, плотность вещества Ω_m=0.27±0.04, барионная плотность Ω_b=0.044±0.004, полная плотность энергии &Omega₀=1.02±0.02, уравнение состояния темной энергии w<-0.78 (95% уровень достоверности), возраст Вселенной t₀=13.7±0.2 Гигалет, спектральный индекс n_s=0.93±0.03 на масштабе k=0.05 Мпс^-1, Ω_νh²<0.0076 (95% уровень достоверности), что дает верхний предел на массу нейтрино 0.23еВ. Решение этого функционала в настоящий момент практически автоматизировано и выполняется программой CMBFast (Seljiak, Zaldarriga, 1996), принимающей со своего входа космологические параметры и выдающей в виде результата гладкий спектр мощности флуктуаций микроволнового фонового излучения.

Одним из тестов, связанных с космическим микроволновым фоном, является статистика анизотропии. Так, важным моментом при проверке инфляционных теорий служит гипотеза о Гауссовости флуктуаций реликтового излучения, которая связана с флуктуациями случайного Гауссова поля в период инфляции. Кроме того, идея о случайном характере начальных возмущений отражает факт, что в пространственных масштабах, превышающих 10²Мпк, распределение материи во Вселенной является в среднем однородным и изотропным (Насельский и др., 2003). Свойства спектра CMB также позволяют исследовать параметры инфляционных моделей (Михеева, Лукаш, 2004).

Отметим, спектральные исследования РИ тоже могут дать измерения параметров. На радиотелескопе РАТАН-600 проводятся такие исследования (Госачинский и др.. 2002). В этой работе установлены верхние пределы на возможность наблюдения пространственно--спектральных деталей в 3K-фоне, предсказанных в работе Дубровича (1977) и связанных с рассеянием на первичных молекулах типа LiH. В частности, было показано (Госачинский и др., 2002), что в частотном диапазоне ~1МГц на длине волны 6.2см в диапазоне пространственных периодов от 0'.1 до 16' спектр пространственных флуктуаций плоский и не имеет особенностей выше ΔT/T = 10^-3. Эта оценка дала верхний предел на первый вращательный переход в молекуле LiH на z=90.7, и тогда масса протоскоплений на стадии гравитационного сжатия порядка 10¹³ M_O, что ограничивает относительное изобилие молекул LiH значением ~3*10^-14.

Подсчеты радиоисточников
Другим, ставшим классическим, способом оценки параметров и эволюции вещества во Вселенной стал подсчет источников, описываемый так называемой кривой ``log N-log S'' - ``логарифм числа источников - логарифм плотности потока'', в радиообзорах неба. В работе Лонгейера (Longair, 1966) был обнаружен обрыв в распределении отождествленных радиоисточников на z=4, что давало основу для развития эволюционных моделей Вселенной. Там же отмечалось изотропное распределение радиоисточников каталога 4С вплоть до того же красного смещения.

В настоящее время для описания подсчетов источников используют дифференциальную кривую ``log N-log S'' (Рис.1.4) в виде n(S)dS, где n(S)dS - число радиоисточников в диапазоне плотностей потоков от S до S+dS на заданной длине волны. Ее обычно нормируют на множитель S^5/2, связанный с числом источников в Евклидовой модели (Condon, 1984):

где (там же) η(S,z)dSdz - полное число источников c плотностями потоков от S до S+dS в диапазоне красных смещений от z до z+dz:

где ρ(L,z) - функция светимости радиоисточников, A=4πD² - площадь сферы с источником в центре, содержащая наблюдателя, &Omega=2q⁰ - параметр плотности. Пример нормированной дифференциальной кривой подсчетов источников с плотностями потоков S в пределах 30μJy≤S<56Jy на частоте 1.4ГГц показан на Рис. 1.4.

Рис.1.4. Нормированная кривая подсчетов радиоисточников на частоте 1.4ГГц. Сплошная кривая представляет наилучшую модельную зависимость от четырех параметров с Ω=1 из работы (Condon, 1984). Штриховые линии показывают вклад радиоисточников, эволюционировавших в компонентах функции светимости спиральных и эллиптических галактик. По абсциссе дана плотность потока в Янских, по ординате --- логарифм дифференциального подсчета источников, умноженного на S2.5 (ср-1Jy1.5). Рис. воспроизведен из работы Кондона (Condon, 1984).

Из зависимости ``log N-log S'' удается извлечь эволюционные особенности радиоисточников различных популяций (см. например, описание двойной популяционной объединенной модели радиоисточника (Jackson & Wall, 1999)), а также использовать эту зависимость для селекции радиоисточников в космологических исследованиях (Kapahi & Kulkarni, 1990; Соболева, 1992). Кривая ``log N-log S'' демонстрирует эволюционные свойства радиоисточников, а также позволяет воспользоваться дополнительным селекционным фактором, связанным с выбором популяции радиоисточников для космологических исследований (Соболева, 1992). Из Рис.1.4 видно, что оптимальные области поиска далеких радиогалактик лежат в зоне умеренных плотностей потоков от 5 до 100мЯн, которым соответствуют эллиптические галактики. Более слабые радиоисточники связаны с близкими спиральными галактиками. Следует также заметить, что размер источника, как дополнительный фактор селекции, тоже может быть использован при отборе эллиптических галактик. Как было показано в работе Филдена и др. (Fielden at al., 1983), медианный угловой размер источников, отождествляемых с эллиптическими галактиками, асимптотически приближается к 5''-10'' на плотностях потока около 10мЯн, в то время как все известные радиоисточники в спиральных галактиках ограничены размерами их дисков. Медианное красное смещение радиоисточников этого ``космологического'' отрезка кривой ``log N-log S'', наибольшее число обнаруженных радиоисточников в современных радиообзорах неба, приблизительно равно 1 (Condon, 1989). По функциям светимости галактик, определяемым, в частности, подсчетами радиоисточников, также удается построить функцию плотности масс черных дыр, связанных с радиоисточниками (Sadler et al., 2002).

Космологические приложения статических исследований радиоисточников находят отражение и в поиске угловой кластеризации источников в чувствительных радиообзорах, и при изучении диаграммы Хаббла в K-полосе. В первом случае, в распределении радиогалактик, находящихся на космологических расстояниях, удается обнаружить диполь анизотропии, вызванный увеличением поверхностной плотности далеких объектов в направлении движения нашей системы (Blake, Wall, 2002a), коррелирующий с диполем в распределении реликтового излучения. Также удается построить (Blake, Wall, 2002b, 2002c) угловую корреляционную функцию по данным наиболее чувствительных радиообзоров неба на 21 см NVSS (Condon et al., 1998) и FIRST (White at al, 1997), которая имеет вид w(θ)~θ^-0.8. Амплитуда скучивания соответствует пространственной длине скучивания l₀~6h^-1Мпс.

Другой метод статистических исследований связан с анализом отношения K-z. Уиллотт и др. (Willot et al., 2003) аппроксимировали полиномом второго порядка данные измерений величины радиогалактик каталога 7C в фильтре K и получили зависимость

что поддерживает модель пассивно эволюционирующей галактики с мгновенным звездообразованием, сформировавшейся на красном смещении z_f~10 и имеющую светимость порядка 3L_* в современную эпоху. Большой набор космологических тестов связан с исследованием радиогалактик . Первые же отождествления радиогалактик показали, что они идентифицируются с гигантскими эллиптическими галактиками, которые являются ярчайшими членами скоплений галактик (см. например, Minkowski, 1965 или обзор Рогстада и Экерса (Rogstad, Ekers, 1969)). В поддержку отождествления основной массы ярких внегалактических источников с эллиптическими галактиками свидетельствует и диаграмма ``К-величина - красное смещение'' (см. Рис.1.5).

Рис.1.5. Диаграмма Хаббла для K-величины для радиоисточников каталога 3CR. Сплошная и штриховая линия показывают эволюционные треки для неэволюционирующего и пассивно эволюционирующего звездного населения соответственно. Воспроизведено из работы Беста и Лонгейера (Best and Longair, 1999).

Инфракрасные данные (в K-полосе) в частности показывают, что вплоть до красных смещений z~1 существует приблизительно постоянная доля красных гигантов в звездном населении. Это дает повод предположить, что эти галактики уже довольно старые на z~1, сформировались более-менее в одну эпоху и пассивно эволюционировали. Данные отождествлений и статистики соответствуют эволюции стандартных эллиптических галактик, образовавшихся в раннюю эпоху, с которыми и идентифицируются радиоисточники. Этот факт, а также наличие крутого спектра и морфологический класс FRII позволяют отбирать такие радиоисточники как объекты для космологических исследований (Miley et al., 1992; Парийский и др., 1994). Дополнительным фактором отбора далеких радиогалактик является их принадлежность популяции источников с умеренными потоками (от 5 до 100мЯн) на кривой ``log N-log S'' (Соболева, 1992).

Селекция по спектральному индексу α<-1.0 (S~α^ν), а именно, отбор радиогалактик как наиболее далеких по крутизне спектра (чем дальше объект, тем вероятнее у него крутой спектр), является одним из первых обнаруженных и самых сильных факторов поиска. Этот факт был обнаружен независимо в нескольких работах, посвященных отождествлению радиоисточников и исследованию статистики радиоспектров. Дагкесаманский (Dagkesamanskii, 1970) обнаружил, что для квазаров каталога 3C нет далеких объектов со спектральными индексами α>-0.7. Тайленс и др. (Tielens et al., 1979) определили, что доля источников с очень крутыми спектрами (спектральный индекс α¹⁷⁸₅₀₀₀<-1), отождествляемых в оптическом диапазоне, уменьшается с уменьшением α. Блументаль и Майли (Blumenthal, Miley, 1979), следуя этой работе, показали, что спектральный индекс у радиоисточников различных популяций каталогов 3C и 4C зависит от свойств объектов: видимой звездной величины, красного смещения, радиосветимости и углового размера. Обнаруженная корреляция позволила предположить, что источники с крутыми спектрами были в среднем дальше и имели большую светимость, чем источники с менее крутыми спектрами тех же популяций (радиогалактик и квазаров). Лейнг и Пикок (Laing, Peacock, 1980) исследовали соотношение между радиоспектром и радиосветимостью для выборок внегалактических источников на частотах 178 и 2700МГц. Спектры был измерены для протяженных областей радиоисточников, которые были классифицированы по морфологическим типам. Было обнаружено, что на низких частотах степень кривизны радиоспектра коррелирует со светимостью источников в горячих пятнах. На высоких частотах была подтверждена корреляция между спектральным индексом и светимостью. Лейнг и Пикок также подтвердили существование соотношения ``спектральный индекс - красное смещение'' на частотах 178 и 2700МГц. для источников типа FRII.

Несмотря на то, что этот критерий очень успешно работает, его объяснение не до конца ясно до сих пор (De Young, 2002). Можно выделить 3 основные широко используемые идеи, объясняющие эту зависимость (там же):

• (1) происходит сдвиг по ``обрывающейся'' частоте спектра к низким наблюдаемым величинам с фактором (1+z), так что крутые спектры предпочтительнее наблюдаются на больших красных смещениях;
• (2) происходит рост потерь, обусловленных комптоновским рассеянием релятивистскими электронами фотонов микроволнового фона, т.к. плотность излучения растет как (1+z)<sup>4</sup>; эти возрастающие потери приводят к старению популяции электронов, что вызывает обрезание или увеличение крутизны высокоэнергичной части спектра, где потери наибольшие;
• (3) просто селекционный эффект: только яркие источники видны на больших красных смещениях, и тогда можно сказать, что именно эти источники показывают наибольшее ``истощение'' в высокоэнергичной части спектра.

Примером, отобранной таким образом, радиогалактики является радиогалактика - рекордсмен по красному смещению, имеющая z=5.19 и спектральный индекс α=-1.63 (van Breugel et al., 1999).

Селекция по морфологическому типу радиоисточника использует наблюдательный факт, что на больших красных смещениях z>0.5 скорее обнаруживаются галактики типа FRII (Fanaroff, Riley, 1974), т.е. с протяженными компонентами, яркость которых возрастает к краям с появлением горячих пятен (``hot spots''), чем FRI (яркость возрастет к центру объекта) (Lacy et al., 1992). Это свидетельствует в пользу того, что объекты типа FRI являются более старыми и значит более близкими. Хотя есть и большой процент радиогалактик типа FRII, находящихся от нас сравнительно близко.

Существенным моментом при исследовании радиогалактик является то, что родительскими галактиками для них являются гигантские эллиптические галактики, которые на начальном этапе селекции могли бы использоваться (Соболева, 1992) как стандартные свечи/линейки в космологических исследованиях. Отождествление с эллиптическими галактиками важно и при прослеживании эволюции звездных систем на больших красных смещениях, и при поиске далеких групп галактик или протоскоплений, в центре которых они находятся, и при исследовании процессов слияния и взаимодействия, на которые может указывать проявляющаяся активность их ядер.

Другой возможностью космологических исследований является построение зависимостей, связанных с наблюдаемым размером радиогалактик. Например, используя стандартное соотношение для зависимости ``угловой размер θ - красное смещение z радиоисточника'' с космологической постоянной &Lambda=0, по данным выборки из 330 объектов с красным смещением 0.011≤z≤4.72. Гурвиц и другие (Gurvits et al., 1999) оценивали параметр замедления (где масштабный фактор R(t) определяется как r(t)=R(t)r(t₀), и t₀ - настоящий момент времени, такой что R(t₀)=1):


имея


с четырьмя свободными параметрами: линейным масштабным фактором lh, параметром замедления q₀ и двумя параметрами, имеющими отношение к физике компактных излучающих в радиодиапазоне областей &beta и n (n, в свою очередь, объединяет зависимости линейного размера от космологической эволюции и от частоты излучения, а также расширение размера из-за эффектов распространения в среде). Здесь также введены метрический размер l_m, угловой размер D, светимость источника L. Получаемая в этом цикле работ оценка q₀=0.21±0.30. С учетом же &Lambda-члена (Chen, Ratra, 2003) для тех же точек получается ограничение на скалярное поле темной энергии V(&phi)~&phi^α, α>0, и ``эти данные согласуются (но не ограничиваются) с данными ``красное смещение сверхновых типа Ia - звездная величина'' (Podariu, Ratra, 2000).

Другой метод оценки космологических параметров из размеров радиогалактик использует скорость распространения струи и, соответственно, скорость увеличения размеров радиоисточника (Guerra et al., 2000) для 70 объектов. Основная идея состоит в том, что размер может быть оценен как средний размер <D> полной популяции мощных протяженных радиогалактик на данном красном смещении или как средний размер D_* данного источника на данном красном смещении. Если полное время, в течение которого источник выбрасывает джеты с мощностью L_j, есть t_*, то средний размер этого источника будет D_*=v_L t_* в предположении, что скорость расширения источника v_L приблизительно постоянна в течение всей его жизни. Скорость v_L оценивается по синхротронному и обратному Комптоновскому механизму излучения. Предполагается, что t_* уменьшается с ростом красного смещения, а отношение <D>/D_* зависит от космологических параметров Ω_m и Ω_Λ (детали см. там же, а также в работе Daly, Guerra (2002)). С 90%-ой достоверностью они показывают, что Ω_m<0.5 и квинтэссенция -2.6<w<-0.25.

Одним из самых красивых открытий, связаных с исследованием радиогалактик, было обнаружение гравитационных линз. Наиболее примечательным явилось открытие первого Эйнштейновского кольца (Рис.1.6) при исследовании на радиотелескопе VLA радиогалактик MIT обзора (Hewitt et al., 1988).

Рис.1.6. Радиоисточник MG1131+0456 - гравитационная линза типа ``Эйнштейновское кольцо''. Рис. построен по данным обзора MIT-VLA (Hewitt et al., 1988), любезно предоставленным А.Флетчером и Б.Берком.

Радиоморфология такого источника показывает симметричный случай гравитационного линзирования, при котором линзируемый источник растягивается в кольцо. Очевидная легкость при проведении морфологической селекции, сравнительно высокая статистическая вероятность обнаружения (если рассматривать, например, радиогалактики как центры скоплений), позволила отработать методику поиска этих объектов (например, тот же MIT-обзор (Hewitt et al., 1987, 1988) или завершившийся обзор CLASS - ``Cosmic Lens All Sky Survey'' (Chae et al., 2002)). Поисковые обзоры гравитационных линз интересны, в первую очередь, космологическим приложением (например, Kochanek, 1996). При этом, при наличии большого массива статистических данных, оценка космологичесих параметров может быть произведена (Cooray, 1999) путем вычисления вероятности p(z, Ω_m, Ω_Λ) того, что источник на красном смещении z сильно линзирован, и можно вычислить число линзируемых объектов

где B(L_i, z_i) - так называемый байес ус